Galassia di Andromeda M31 | |
La galassia di Andromeda (M31) con due satelliti: M32 (disco nebuloso in alto a destra) e M110 (piccola galassia ellittica sotto M31). | |
Scoperta | |
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Scopritore/i | Al-Sufi |
Datato | ~ 964 a Isfahan |
designazioni |
M 31 NGC 224 PGC 2557 MCG + 07-02-016 UGC 454 |
Osservazione (Epoca J2000.0 ) | |
Ascensione retta | 00 h 42 m 44.330 secondi |
Declinazione | 41°16 ′ 07.50″ |
Coordinate galattiche | ℓ = 121,1743 b = −21,5733 |
Velocità radiale | −301 ± 7 km/s |
Distanza | 778 ± 17 kpc (∼2,54 milioni al ) |
App magnitudo. | 3.4 |
Dimensioni app. |
190 ' × 60' (diametro effettivo: 220.000 al) |
Costellazione | Andromeda |
Posizione nella costellazione: Andromeda | |
Caratteristiche | |
genere | SA (s) b |
Massa | (1.23+1,8 −0,6) × 10 12 M ☉ |
La galassia di Andromeda , identificata anche con i numeri M31 nel Catalogo di Messier e NGC 224 , è una galassia a spirale situata a circa 2,55 milioni di anni luce dal Sole , nella costellazione di Andromeda .
La galassia di Andromeda (NGC 224) è stata utilizzata da Gérard de Vaucouleurs come galassia di tipo morfologico SA(s)b nel suo atlante delle galassie.
Chiamato il Grande Nebulosa di Andromeda fino alla sua vera natura è stata riconosciuta negli anni 1920 , l'Andromeda Galaxy è il più vicino a spirale Galassia alla Via Lattea (tutte le classi combinati, la galassia più vicina è quella nana del Big Dog ) e il più grande membro del locale Gruppo di sessanta galassie individuali, di cui entrambe fanno parte. Con un diametro di circa 220.000 anni luce , conterrebbe circa un trilione di stelle, da due a cinque volte di più della nostra galassia.
Con una magnitudine visuale di 3.4, la galassia di Andromeda è una delle poche galassie osservabili a occhio nudo dalla Terra nel nell'emisfero nord . È anche uno degli oggetti più grandi del cielo , con un diametro apparente di 3,18°, più di sei volte il diametro apparente della Luna osservata dalla Terra.
La prima menzione scritta conosciuta della galassia di Andromeda risale al 964, anno in cui è descritta da Abd al-Rahman al-Sufi nel suo Libro delle stelle fisse . La prima osservazione della galassia con un telescopio fu fatta da Simon Marius nel 1612 (spesso descritto come lo scopritore della galassia). Fu fotografato per la prima volta nel 1887 dall'astronomo Isaac Roberts nel suo Osservatorio di Crowborough nel Sussex .
Negli anni '20 , le stelle variabili Cefeidi furono identificate da Edwin Hubble nelle foto astronomiche della nebulosa. Grazie al rapporto periodo-luminosità stabilito nel 1912 da Henrietta Leavitt , quest'ultima stabilisce la distanza delle stelle e conferma la natura extragalattica dell'oggetto. Ci permette anche di reinterpretare un evento del 1885 che era stato considerato una nova . A causa della distanza della galassia, questo evento, di magnitudine apparente relativamente piccola, era infatti estremamente luminoso sulla scala di una galassia. In realtà era una supernova (un'esplosione di una stella), in seguito chiamata SN 1885A . È la prima supernova vista dall'invenzione del telescopio e l'unica conosciuta nella galassia di Andromeda.
Nel 1943 , mentre Los Angeles era sotto il coprifuoco, Walter Baade utilizzò il Mount Wilson Hooker Telescope e, per la prima volta, risolse le stelle nella regione centrale della galassia.
Nel 1953, lo studio di M31 di Edwin Hubble e Allan Sandage rivelò una nuova classe di stelle variabili , le variabili luminose blu (o LBV).
Secondo i risultati delle simulazioni numeriche effettuate da un team franco-cinese che ha utilizzato le risorse di calcolo ad alte prestazioni del GENCI , la galassia di Andromeda si è formata solo meno di tre miliardi di anni fa, in un'epoca in cui la Terra esisteva già, e sarebbe essere il risultato della collisione di due galassie.
Diversi metodi indipendenti di valutazione delle distanze extragalattiche sono stati usati per misurare la lontananza della galassia di Andromeda, dando risultati abbastanza convergenti.
Pertanto, la misurazione della periodicità delle Cefeidi in questa galassia ha permesso nel 2004 di determinarne la magnitudine assoluta e quindi di dedurre la distanza rispetto alla loro magnitudine visiva di 770 ± 0,06 kpc (∼2,51 milioni d' al ).
Allo stesso tempo, la scoperta di una binaria ad eclisse la cui dimensione e temperatura dei componenti - e quindi la loro magnitudine assoluta - potevano essere determinate con precisione ha permesso in modo simile, confrontando la loro magnitudine assoluta con la loro grandezza visiva, di determinare la distanza della galassia a 2,52 ± 0,14 milioni al (∼773 kpc ) , una misura in notevole accordo con la precedente con un metodo indipendente.
La luminosità infrarossa della popolazione stellare II nella parte superiore del ramo della gigante rossa è un altro indicatore di distanza utilizzato per misurare la distanza delle galassie; applicata alla galassia di Andromeda, questa misurazione ha dato nel 2005 un valore di 2,56 ± 0,08 milioni di al (∼785 kpc ) .
Combinati con una precedente misurazione con il metodo della fluttuazione della luminosità superficiale dell'infrarosso, che nel 2003 aveva dato una distanza di 2,57 ± 0,06 milioni di al (∼788 kpc ) , tutti questi valori danno una stima media della distanza dalla vicina galassia di Andromeda di 2,54 ± 0,06 milioni al (∼779 kpc ) .
La massa totale della galassia di Andromeda - materia barionica + materia oscura - è stata stimata intorno ai 1.230 miliardi di masse solari , ma con valori minimi e massimi possibili rispettivamente di 630 miliardi e 4.100 miliardi. Il valore di 1.230 miliardi di masse solari corrisponde a meno di due terzi di quello della Via Lattea , stimato da questo stesso studio in circa 1.900 miliardi di masse solari (almeno 200 miliardi ma non più di 5.500 miliardi). Le incertezze legate a queste due stime sono tuttavia troppo grandi per poterle concludere in modo definitivo. Tuttavia, ora possiamo ritenere che la massa di queste due galassie è dello stesso ordine di grandezza e che la densità delle stelle all'interno della galassia di Andromeda è maggiore di quella osservata all'interno della nostra galassia.
La galassia di Andromeda contiene quindi più stelle della Via Lattea, e la sua luminosità totale è stata stimata in circa 26 miliardi di volte la luminosità solare , ovvero circa il 25% in più della luminosità totale del nostro pianeta. Tuttavia, la Via Lattea sperimenta un tasso di formazione stellare da tre a cinque volte quello della galassia di Andromeda, con un doppio tasso di supernovae , quindi la galassia di Andromeda sembra aver raggiunto uno stato di relativo riposo. mentre la nostra galassia sembra, al contrario, essere molto più attiva in quest'area; se ciò dovesse continuare, la luminosità totale della Via Lattea alla fine supererebbe quella della galassia di Andromeda.
Studi spettroscopici dettagliati hanno permesso di tracciare la curva di rotazione della galassia di Andromeda. Partendo dal centro galattico, la velocità delle stelle aumenta fino a un massimo locale di 225 km/s a 1300 anni luce (400 pc ), quindi passa attraverso un minimo locale di 50 km/s a 7000 anni luce (2 kpc ) prima di ritornare fino a un massimo di 250 km/s a 33.000 anni luce (10 kpc ) e discendendo gradualmente fino a raggiungere i 200 km/s a 80.000 anni luce (24,5 kpc ). Questa curva implica che la massa totale della galassia di Andromeda cresce linearmente fino a 45.000 anni luce (13,8 kpc ) dal centro, poi più lentamente oltre; il nucleo avrebbe una massa di 6 miliardi di masse solari .
La galassia di Andromeda ospita al suo centro un ammasso stellare particolarmente compatto, con una doppia struttura evidenziata dal Telescopio Spaziale Hubble nel 1993. La concentrazione più brillante, indicata con P1, è distinta dal centro della galassia, che è infatti materializzato dal meno brillante delle due concentrazioni, denominata P2; queste due componenti sono separate da una distanza di circa 4,9 anni luce (1,5 pz ).
P1La natura della concentrazione P1 non è completamente compresa. Le prime interpretazioni ne fecero il nucleo residuo di un'antica galassia cannibalizzata, ma i calcoli mostrarono rapidamente che tale struttura non poteva rimanere coerente per molto tempo in prossimità di un buco nero supermassiccio di queste dimensioni, che l'avrebbe dispersa sotto l'effetto di forze di marea . È stato quindi proposto che un secondo buco nero supermassiccio, questa volta al centro di P1, avrebbe potuto stabilizzare questa struttura a lungo termine, ma la distribuzione delle stelle in P1 non depone a favore dell'esistenza di un tale buco nero in il suo centro. P1 potrebbe corrispondere più a un accumulo di stelle all'apoassie della loro orbita attorno al buco nero supermassiccio della galassia.
P2P2 contiene un buco nero supermassiccio la cui massa è stata stimata da 30 a 50 milioni di masse solari nel 1993 e poi rivalutata da 110 a 230 milioni di masse solari nel 2005 (circa 40 volte la massa stimata di quello al centro della Via Lattea, Sagittarius A* ). La dispersione delle velocità misurate attorno a questo oggetto è vicina ai 160 km/s , il che ha permesso di affinare la stima della massa di questo buco nero supermassiccio utilizzando la relazione M-sigma .
M31*, il nucleo attivo/buco nero supermassiccioIl nucleo attivo / buco nero supermassiccio al centro della galassia ha la designazione M31* .
Secondo uno studio su 76 galassie di Alister Graham, il bulbo centrale di M31 contiene un buco nero supermassiccio la cui massa è stimata in 1,4+0,9
−0,3x10 8 .
Nel dominio della luce visibile , la galassia di Andromeda presenta una struttura a spirale senza barra o anello apparente, indicata con SA(s)b nel sistema di Vaucouleurs . I dati del progetto 2MASS , che ha mappato il cielo nell'infrarosso a una lunghezza d'onda di 2 μm , tuttavia, suggeriscono che il bulbo di questa galassia sarebbe a forma di scatola, rendendola una galassia a spirale barrata come la Via Lattea, la barra viene vista praticamente nella direzione della massima lunghezza.
I dati acquisiti nel 1998 nel infrarossi dal telescopio spaziale ISO della Agenzia Spaziale Europea anche messo in evidenza la presenza di anelli concentrici, uno dei quali è di circa 33.000 anni luce (10 KPC ) dal centro galattico., Concentrati la maggior parte delle polveri e gran parte del gas dell'intera galassia. Questi anelli sono visibili solo nell'infrarosso perché sono fatti di polvere fredda - a una temperatura inferiore a 15 K - che non si irradia alle lunghezze d'onda visibili. L'esistenza di questo anello potrebbe indicare che l'intera galassia si sta evolvendo in una forma di galassia ad anello .
Il centro di questo anello è sfalsato rispetto al centro della galassia, e un anello più interno, anch'esso sfalsato dell'ordine di 1.600 anni luce (500 pz ) e che copre circa 4.900 × 3.250 anni - luce (1,5 × 1,0 kpc ), sembra essere direttamente correlato alla collisione, circa 210 milioni di anni fa, della piccola galassia ellittica M32 con la galassia di Andromeda, quest'ultima essendo stata colpita lungo il suo asse polare, spogliando M32 di più della metà della sua massa.
Inoltre, il disco galattico non è piano ma al contrario piuttosto contorto se osservato in dettaglio, ad esempio a 21 cm , l'origine di questa torsione sembra provenire da piccole galassie satellite, in particolare dalla galassia Triangolo . È particolarmente visibile in quanto il disco galattico è visto sotto un'inclinazione di circa 77° (una galassia vista dal bordo sarebbe vista con un angolo di 90°).
I bracci a spirale della galassia di Andromeda sono punteggiati da regioni H II , che appaiono in rosso sulle immagini a colori e seguono l'avvolgimento di questi bracci. Questi sembrano essere arrotolati molto strettamente, anche se in realtà sono più distanziati tra loro rispetto a quelli della nostra galassia. Sono chiaramente visibili due grandi bracci a spirale, separati l'uno dall'altro da un minimo di 13.000 anni luce (4 kpc ). Questa struttura a spirale potrebbe essere correlata all'interazione gravitazionale tra la galassia di Andromeda e la galassia M32 , sottolineata dalla dinamica delle nubi molecolari di questa galassia.
Si ritiene che ci siano circa 460 ammassi globulari associati alla galassia di Andromeda. Il più massiccio di essi, chiamato Mayall II , o “G1” per Globular One in inglese, è l'ammasso globulare più luminoso del Gruppo locale . Contiene diversi milioni di stelle ed è quasi due volte più luminoso di Omega Centauri , l'ammasso globulare più luminoso associato alla nostra galassia. Diverse generazioni di stelle, di diversa metallicità , convivono lì, e G1 sembra troppo massiccio per un normale ammasso globulare, il che ha suggerito che sarebbe in realtà il nucleo di una galassia nana le cui parti esterne sarebbero state assimilate molto tempo fa dalla galassia di Andromeda si.
La galassia di Andromeda contiene anche una nota associazione stellare , NGC 206 , ma anche associazioni molto più grandi, la massa di un ammasso globulare ma molto più estesa e quindi molto meno densa, che non conosciamo nella Via Lattea.
L'analisi spettroscopica delle stelle dell'alone della galassia di Andromeda mostra che quest'ultima è simile a quella della nostra galassia, con una metallicità più debole che nel disco galattico e decrescente con la distanza dal bulbo galattico . Ciò indicherebbe che queste due galassie avrebbero subito un'evoluzione paragonabile, assorbendo forse fino a duecento galassie nane prima di acquisire le dimensioni che sono oggi.
Le stelle più lontane dagli aloni della Via Lattea e della galassia di Andromeda sono forse fino a un terzo della distanza tra queste due galassie.
Una ventina di galassie nane orbitano attorno alla galassia di Andromeda. La più massiccia è la galassia Triangolo , una galassia a spirale ben disegnata e facilmente riconoscibile, ma anche M110 è molto conosciuta, essendo sempre ben visibile sulle fotografie generali della galassia di Andromeda come una piccola galassia ellittica orientata obliquamente rispetto alla sua grande vicina . M32 , una galassia ellittica nana cosiddetta “compatta”, è più discreta ma anche ancora visibile come un piccolo disco dai contorni leggermente sfumati ai margini del disco della galassia di Andromeda; M32 è molto probabilmente all'origine di alcune perturbazioni morfologiche all'interno del disco della galassia di Andromeda a seguito dell'attraversamento quasi ortogonale di questa circa 210 milioni di anni fa. Gli altri satelliti sono piccole galassie nane ellittiche o galassie nane sferoidali .
Uno studio pubblicato nella primavera del 2006 ha indicato che la maggior parte delle galassie nane sferoidali (compresa la transizione a galassie irregolari ) - Galassia nana irregolare di Pegasus , Andromeda I , Andromeda III , LGS 3 , Andromeda V , Andromeda VI , Andromeda VII e Andromeda IX - e le galassie ellittiche - M32 e NGC 147 - si trovano entro 16 kpc da un piano che passa per il centro della galassia di Andromeda. Se Andromeda II , NGC 185 e M110 si discostano significativamente da questo piano, la galassia Triangolo , che è comunque una galassia a spirale , è vicina. Il motivo di questa distribuzione complanare rimane per il momento oggetto di speculazione, il fatto che questo piano includa anche il vicino gruppo di galassie chiamato gruppo M81 che potrebbe indicare la presenza di una concentrazione di materia oscura distribuita su un piano di grandi dimensioni. nel Vicino Universo .
La tabella seguente riassume le formazioni identificate come satelliti della galassia di Andromeda ei loro parametri principali secondo Koch e Grebel; le coordinate cartesiane ( X M31 , Y M31 , Z M31 ) centrate sulla galassia di Andromeda sono derivate dalle coordinate polari (α, δ, D ☉ ) usuali centrate sul Sole :
Nome | Tipologia |
α ( J2000.0 ) |
δ ( J2000.0 ) |
Distanza dal Sole ( kpc ) |
X M31 ( kpz ) |
Y M31 ( kpz ) |
Z M31 ( kpz ) |
Anno della scoperta |
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Galassia triangolo (M33) | SA (s) cd | 01 h 33 m 51 s | + 30 ° 39 ′ 37 ″ | 847 ± 60 | 87.4 | 49,8 | 196.7 | 1654? |
M32 | cE2 | 00 h 42 m 42 s | + 40 ° 51 55 ″ | 770 ± 40 | 4.7 | 4.0 | 0.1 | 1749 |
M110 (NGC 205) | dE6 | 00 h 40 m 22 s | +41°41′07″ | 830 ± 35 | 3.8 | -55.3 | 16.0 | 1773 |
NGC 185 | dE5 | 00 h 38 m 58 s | +48°20′12″ | 620 ± 25 | -89,3 | 121.6 | -89,4 | 1787 |
NGC 147 | dE5 | 00 h 33 m 12 s | +48°30′29″ | 755 ± 35 | -85,5 | -8.7 | -52.4 | 1829 |
IC 10 | dIrr | 00 h 20 m 17 s | +59°18′14″ | 660 ± 65 | -200.0 | 70.7 | -140.7 | 1887 |
IC 1613 | dIrr | 01 h 04 m 47 s | + 02 ° 07 02 ″ | 715 ± 35 | 369.2 | 334.5 | 84.8 | 1906 |
Galassia nana irregolare di Pegaso (PegDIG) | dIrr / dSph | 23 ore 28 minuti 36 secondi | + 14°44′35″ | 760 ± 100 | 355,5 | 106.5 | -174.5 | ~ 1955 |
Andromeda io | dSph | 00 h 45 m 40 secondi | + 38°02 ′ 28″ | 790 ± 30 | 41.0 | -0.5 | 24,7 | 1970 |
Andromeda II | dSph | 01 h 16 m 30 s | + 33°25′09″ | 680 ± 25 | 42.2 | 144.9 | 53,5 | 1970 |
Andromeda III | dSph | 00 h 35 m 34 s | +36°29′52″ | 760 ± 70 | 63.2 | 23.2 | -7.2 | 1970 |
LG 3 | dIrr / dSph | 01 h 03 m 53 s | + 21 ° 53 ′ 05 ″ | 620 ± 20 | 149.1 | 240.6 | 21,4 | 1976 |
Andromeda V | dSph | 01 h 10 m 17 h | +47 ° 37 ′ 41 ″ | 810 ± 45 | -104.2 | -26.3 | 45.8 | 1998 |
Andromeda VI (Pegaso Nano Sferoidale) | dSph | 23 ore 51 minuti 46 secondi | + 24 ° 34 57 ″ | 775 ± 35 | 243.1 | 37.6 | -100,5 | 1998 |
Andromeda VII (Nano Cassiopea) | dSph | 23 ore 26 minuti 31 secondi | + 50° 41 ′ 31 ″ | 760 ± 70 | -86,3 | -50.5 | -191.5 | 1998 |
Andromeda IX | dSph | 00 h 52 m 53 s | + 43 ° 12 ′ 00 ″ | 790 ± 70 | -31.6 | -12,4 | 22.0 | 2004 |
Andromeda XI | 2006 | |||||||
Andromeda XII | 2006 | |||||||
Andromeda XIII | 2006 | |||||||
Corrente di marea di nord-ovest (correnti E e F) | 2009 | |||||||
Corrente di marea di sud-est | 2009 | |||||||
Andromeda XXVIII | 2011 | |||||||
Andromeda XXIX | 2011 |
La velocità radiale della galassia di Andromeda rispetto alla Via Lattea può essere misurata esaminando lo spostamento verso il blu delle righe spettrali delle stelle nella galassia. Si stabilisce così che i due oggetti cosmici si stanno avvicinando l'uno all'altro alla velocità approssimativa di 430.000 km/h , ovvero circa 120 km/s .
Le misurazioni effettuate nel 2002 e nel 2010 utilizzando il telescopio spaziale Hubble dal team di Roeland P. van der Marel , astrofisico del Baltimore Space Telescope Scientific Institute ( Stati Uniti ), hanno rivelato che nel piano del cielo , Andromeda si muove a una velocità di 17 km/s .
Ne consegue che le due galassie si incontreranno tra circa quattro miliardi di anni.
Quando queste due spirali saranno abbastanza vicine, inizieranno a girare. Si scambieranno quindi i loro gas, le loro stelle, e lentamente si mescoleranno per formare un'unica enorme galassia in sette miliardi di anni.
Poiché la densità della materia barionica all'interno di una galassia è particolarmente bassa, le interazioni dirette (possibili collisioni) tra le stelle nelle galassie in collisione sono altamente improbabili nonostante l'enorme collisione apparente.
Questa unione risulterà in una grande galassia ellittica (che forse in seguito si evolverà in una galassia a spirale ) soprannominata in inglese Milkomeda o Milkdromeda (contrazione di Via Lattea "Via Lattea" e Andromeda "Andromeda") e in francese "Lactomède" (o " Milkomede" di anglicismo).
Per quanto riguarda il Sistema Solare , dovrebbe essere relegato in un luogo molto più lontano dal centro di questa nuova galassia a spirale rispetto a quello della Via Lattea.